Эволюция Вселенной и происхождение жизни - Теерикор Пекка (читать книгу онлайн бесплатно полностью без регистрации .txt) 📗
Метод звездных подсчетов Гершеля развил немецкий астроном Хуго фон Зелигер (1849–1924). Он понял, что вместо подсчета полного числа звезд лучше изучить изменение количества все более и более тусклых звезд. Большие звездные каталоги как раз и являются тем самым материалом, который нужен для такой работы.
О чем нам могут рассказать изменения в количестве звезд разного блеска? Предположим, что все звезды имеют одинаковую собственную светимость, и рассмотрим однородную сферическую звездную систему, расположившись в ее центре. Мы обнаружим, что звезд 7-й величины должно быть видно почти в 4 раза больше, чем звезд 6-й величины. Такое же соотношение должно быть для каждой пары звездных величин, различающихся на единицу. Это следствие того способа, которым построена шкала звездных величин, а также того, как уменьшается блеск звезд и увеличивается их число с расстоянием. Но если мы имеем дело со звездами на краю системы, то число звезд следующего уровня звездных величин должно вдруг уменьшиться до нуля. Определив звездную величину, после которой происходит это внезапное уменьшение, мы можем найти край системы.
Проведя подобное исследование, Зелигер в 1884–1909 годах обнаружил, что отношение числа звезд со следующими друг за другом звездными величинами вовсе не 4, а скорее ближе к 3. Таким образом, плотность числа звезд в пространстве не остается вокруг нас постоянной: похоже, что она уменьшается с расстоянием. Для очень тусклых звезд это отношение даже опускается ниже 3. Зелигер заключил, что тусклые звезды близки к краю системы. Кроме того, он обнаружил, что форма Галактики весьма похожа на ту, которая ранее получилась у Гершеля.
Первую настоящую модель Галактики, учитывающую шкалу расстояний, построил датский астроном Якобус Корнелиус Каптейн (1851–1922). В 27-летнем возрасте он получил должность профессора астрономии Гронингенского университета. Приехав туда, он обнаружил, что университет не имеет обсерватории. Это изменило его планы работы, и он начал изучать каталоги, составленные другими учеными. Кроме того, он стал координатором международного сотрудничества.
Каптейн хотел разобраться в строении Галактики. Ее форма была уже известна, а каковы размеры? Что говорят звездные подсчеты о расстоянии до края Галактики? Из этих подсчетов астрономы уже определили яркость звезд на краю Галактики. Если бы эти звезды имели такую же светимость, как Солнце, то можно было бы вычислить расстояние до них и определить размер системы. Но светимость звезд неодинакова. Каптейн исследовал близлежащее пространство и определил распределение звезд по яркости. Для этого требуется знать расстояния, и Каптейн использовал собственные движения, так как метод параллаксов здесь непригоден.
Расстояние до звезды определялось по направлению и скорости, с какой звезда перемещается по небу относительно других звезд, то есть по ее собственному движению (см. главу 8). Это движение отражает не только реальное перемещение звезды в пространстве, но и движение самого Солнца. Представьте себе ночную поездку в автомобиле во время снежной бури; при этом снежинки будут играть роль звезд. Впереди вас снежинки выглядят как почти неподвижные пятнышки, когда они летят прямо на вас с нулевым «собственным движением». Та же картина видна через заднее стекло. Но в боковые стекла видны быстро мелькающие снежинки, убегающие назад. Особенно быстро мелькают самые близкие снежинки, демонстрирующие наибольшее «собственное движение». Еще Вильям Гершель, изучив собственные движения всего лишь 13 звезд, определил, куда относительно них движется Солнце. А первое точное измерение скорости Солнца, основанное на наблюдении 560 звезд, провел Аргеландер в Турку.
Сегодня мы знаем, что относительно ближайших звезд Солнце движется со скоростью 20 км/с в сторону созвездия Геркулес. Как показал наш пример про снежную бурю, мы можем оценить расстояние до звезды, если знаем ее собственное движение и угол с направлением движения Солнца. Чем меньше наблюдаемое собственное движение, тем больше вероятное расстояние до звезды. Используя оригинальный анализ, Каптейн определил статистические значения расстояний и распределение звезд по светимости. После этого он смог вычислить размер Галактики. Согласно Каптейну, Галактика является диском диаметром 50 000 световых лет, в котором пространственная плотность звезд уменьшается к краям (рис. 20.5).
Рис«20.5. (а) Якобус Каптейн изучая Млечный Путь методом подсчета звезд, (б) «Вселенная Каптейна» была первой крупномасштабной моделью Галактики. Солнце располагается почти в центре этой системы.
Единственной трудностью этой модели было то, что Солнце располагалось на расстоянии всего 2000 световых лет от центра Галактики, и это выглядело подозрительно. В 1909 году Каптейн записал:
«Это поставило бы Солнце в особое положение в звездной системе, а именно туда, где наибольшая плотность звезд. С другой стороны, если предположить, что уменьшение плотности — только кажущееся явление, возникающее из-за поглощения света, то наблюдаемое уменьшение плотности во всех направлениях выглядит вполне естественно».
Каптейн понимал, что если пространство не прозрачное, а заполнено какой-то средой, заметно ослабляющей свет, то подсчеты звезд дадут неверную структуру Галактики: то, что кажется краем, на самом деле всего лишь эффект поглощения света пылью. Он пытался обнаружить поглощение в пространстве разными способами, но не мог доказать его существование. Поэтому его модель Галактики использовалась как основная на протяжении многих лет. Изменения начались в 1918 году, когда Харлоу Шепли исследовал распределение в пространстве шаровых звездных скоплений, которое гораздо меньше искажено поглощением. Он заключил, что наша Галактика гораздо больше «Вселенной Каптейна», а Солнце расположено на расстоянии 50 000 световых лет от ее центра. Чтобы увидеть, как Шепли пришел к этому радикальному выводу, мы ознакомимся с новым способом определения расстояний, использующим переменные звезды.
Рядом с широко известным созвездием Кассиопея находится созвездие Цефей. На рис. 20.6 легко отыскать четвертую по яркости звезду в этом созвездии — дельту Цефея. Она имеет блеск около четвертой звездной величины, поэтому ее можно увидеть невооруженным глазом. В действительности это яркий гигант, который регулярно меняет свой блеск с периодом в 5 суток. Некоторые звезды могут менять свою яркость нерегулярно и даже взрываться. Но мы сейчас сосредоточимся на звездах, похожих на дельту Цефея, яркость которых меняется непрерывно и регулярно с постоянным периодом. Эти «цефеиды» могут иметь периоды от одних суток до их десятков.
В чем причина их изменений? В конце XIX века русский астроном Аристарх Белопольский (1854–1934) заметил, что одновременно с изменением блеска меняется и длина волн спектральных линий. Используя эффект Доплера, можно определить, что поверхность звезды находится в постоянном движении — вперед и назад со скоростью до 100 км/с. Эти пульсации стали общепринятым объяснением природы цефеид после того, как Артур Эддингтон сформулировал математическую теорию пульсирующих звезд.
Рис. 20.6. (а) Звезда дельта в созвездии Цефей послужила прототипом переменных звезд-цефеид, (б) Ее блеск меняется с периодом, немного превышающим 5 суток. Переменность этой звезды открыл Джон Гудрайк в 1784 году. Этот английский астроном умер в возрасте всего 21 года, простудившись во время наблюдений.
В 1908 и 1912 годах Генриетта Суон Ливитт опубликовала в обсерватории Гарвардского колледжа свое исследование переменных звезд в Малом Магеллановом Облаке. Эта куча звезд, звездных скоплений и туманностей была сфотографирована на Гарвардской станции в Перу. Изучив фотопластинки, Ливитт обнаружила там 2400 переменных звезд. Для некоторых из этих звезд она смогла определить период переменности, построив график зависимости их блеска от времени. Ливитт заметила, что чем длиннее период, тем ярче звезда в своем нормальном состоянии, А поскольку все звезды Малого Магелланова Облака находятся практически на одинаковом расстоянии от нас, истинная светимость и период ее переменности у звезд типа дельты Цефея должны быть тесно связаны (рис. 20.7).
